Gökadamızda jet içeren karadelik sistemlerinin IR teleskoplarla incelenmesi
Emrah Kalemci
Nisan 2011
Güneş kütleli karadelikler ve ışıma özellikleri
Karadelikler teknik olarak bir olay ufku ile çevrelenmiş tekilliklerdir. Olay ufkundan dışarıya hiçbir bilgi çıkamaz. Karadelikleri betimlemek için sadece üç özellik yeterlidir: kütle, açısal momentum (spin) ve elektrik yükü. Olası küçük elektrik yükünün karadelik çevresindeki madde hareketine etki etmediği düşünülmektedir. Kütle ve dönmenin ise önemli etkileri vardır.
Gökbilim için ilgi çekici karadelikler iki çeşittir. Orijinal kütlesi 30 Güneş kütlesinden büyük yıldızların evrimi sonucu oluşan karadeliklere kısaca Güneş kütleli karadelik denir. Tipik kütleleri 10 güneş kütlesi, dolayısıyla tipik olay ufku büyüklüğü 30 km civarındadır. Ayrıca, gökada merkezlerinde bulunan milyon-milyar güneş kütleli karadelikler de vardır. Bunların kuvvetli ışıma yapanlarına etkin gökada çekirdeği denir.
Jetler ve ışıma özellikleri
Karadeliklerin radyo ile yapılan gözlemlerinde gözlenen sinkrotron tayflı ışınım jetlerden gelmektedir. Teknik olarak jetlerin oluşması için gereken sıkı cisim, madde akışı ve manyetik alandır. Nitekim jetler sadece karadeliklerde değil, nötron yıldızı (MIGLIARI & FENDER 2006) ve hatta beyaz cüce içeren çift yıldız sistemlerinde de (KÖRDING 2008) gözlenir. Gökadamızdaki Güneş kütleli karadeliklere, gökada merkezlerindeki dev karadeliklere benzer jet yapılari göstermesi nedeniyle kisaca mikrokuvazar da denir. Bazı mikrokuvazarlardaki jetler radyo teleskopları ile çözünmüş ve yapıları incelenebilmiştir. Fakat birçok sistemde jetlerin varlığı dolaylı olarak radyo ya da kırmızıötesi tayfı kullanılarak gösterilir.
Radyo tayfındaki değişik özelliklere bakılarak karadeliklerde iki çeşit jet olduğu görülmektedir. Eğer tayfta parlaklik frekans ile artıyor ya da en azından sabit kalıyorsa bunlara sıkı jet (compact jet) adı verilir ve oluşan tayfa düz tayf (flat spectrum) denir. Geometrik olarak daha küçük bir alana sıkışan bu jetler belli bir frekansa kadar sinkrotron ışımasına geçirgen değillerdir. Jet karadelikten uzaklaştıkça açılır ve yoğunluğu düşer. Bu yüzden jetin değişik yükseklik bölgelerinden yoğunluğuna bağlı olarak farklı frekanslarda tepesi olan sinkrotron ışınımı gelir. Bütün bölgelerden gelen toplam ışınım ise düz tayfı yaratır (BLANDFORD & KÖNIGL 1979). Bu tip jetler sert dönemlerde gözlenirler ve çok yüksek hızlarda hareket etmezler.
Ayrıca orta sert dönemden yumuşak döneme geçerken oluşan süperlüminal (ışık hızından daha hızlı gibi algılanan), ve çok daha parlak jetler vardır. Bu jetlerin çok daha enerjili bir parlama sonucu ortaya çıktığı ve diski (en azından tacı) geçici olarak parçaladığı düşünülmektedir. Bunlar hızla geliştiği ve sadece orta-sert dönemden yumuşak döneme geçişte gözlendiği için geçici jet de denir. Bu jetler kendi sinkrotron ışımasına geçirgen olduklarından güç kanunu tayfı gösterirler.
Şekil 1. Karadelik ve jetlerden gelen değişik dalgaboylarındaki ışınımın kökeni.
Jetlerin karadeliğe yakın kısmından gelen tayfın düz kısmı yakın kırmızötesine kadar devam eder. Daha yüksek frekanslarda jet artık geçirgen olduğu için güç kanunu tayfı gösterir (Şekil 1). Bazı kaynaklarda jetlerden gelen güç kanunu tayfının x ışınlarına kadar indiği ve x ışınlarına katkıda bulunduğunu iddia eden çalışmalar vardır (MARKOFF 2001, 2004), hatta XTE J1550-564 kaynağının 2000 yılındaki patlaması sırasında tüm ışımanın jetten geldiği iddia edilmiştir (RUSSELL 2010).
Yakın kırmızıötesinde de jet akısının olması, üstelik de tayfın döndüğü kısma denk gelmesi nedeni ile karadelikler bu dalgaboyunda sıklıkla gözlenmektedir. İlk ciddi çalışma XTE J1550-564 kaynağı için yapılırken (JAIN 2001) daha sonra HOMAN 2005, RUSSELL 2006, BUXTON & BAILYN 2004, KALEMCI 2005 tarafından yapılan çalışmalar karadeliklerde kırmızıötesi ışınımın kökeni ve x ışınlarına etkisi konularını açıklar. Yakın kırmızıötesi ışınımın kaynağını bulmak için tayfına ve gözlendiği tayfsal döneme bakmak gerekir. Sert dönemde güç kanunu tayfı jetten gelen sinkrotron ışımasına işaret ederken (BUXTON & BAILYN 2004, KALEMCI 2005), diğer durumlarda ışıma ikincil yıldızdan ya da yığılma diskinin dış tarafından gelebilir (HOMAN 2005).
Son olarak hem radyo, hem de yakın kırmızıötesi akısı ile x ışını akısı arasında bir doğru orantı vardır (CORBEL 2000, RUSSELL 2006, CORIAT 2009). Bu bağıntılar ortak ışıma mekanizmasına işaret edebileceği gibi (sinkrotron), ortak enerji rezervuarına da (kütle aktarım hızı) işaret edebilir. Ayrıca x ışınlarını jet ışımasına bağlayan bir mekanizma daha vardır: sinkrotron-Compton. Manyetik alan altında sinkrotron fotonlarının oluşmasını sağlayan elektronlar karadeliğin kütleçekim potansiyeli altında yüksek enerjilere çıkarak yaratılan sinkrotron fotonlarının enerjilerini ters-Compton saçılması ile arttırabilirler. Bu durumda sert dönemlerde görülen x ışını güç kanunu tayfına yol açan fotonların çıkış noktası disk ya da jet olabilir (MARKOFF 2003)
Orta kırmızıötesi bölgesinde uydu gözlemleri gerektiğinden yapılan çalışma azdır. Bu konuda önemli çalışmalardan birisi proje döneminde Dr. Kalemci’nin de içinde bulunduğu bir grup tarafından VLA (radyo), SPITZER (orta kırmızıötesi), SMARTS (yakın kırmızıötesi, optik) ve RXTE (x ışını) verileri kullanılarak yapılmıştır. Jetten gelen ışımanın (sinkrotron-Compton’u da sayarsak) sert dönemdeki tüm geniş bant tayfı açiklayabileceği gösterilmiştir (MIGLIARI 2007).
Jetlerin x ışınlarına olan katkısını belirlemek üzere yapılan zamansal çalışmalar
Sert dönemde x ışınlarının kaynağı ters Compton saçılması olarak açıklansa da jet kaynaklı doğrudan sinkrotron XTE J1550-564 için iddia edilmiştir. Jetler sert döneme geçişten sonra gözlendiği için sinkrotron ışımasının orta-sert dönemde baskın ışıma mekanizması olasılığı yoktur. Dolayısıyla sert dönemde sinkrotron kaynaklı ışınım olması için arada bir geçiş olmalıdır. Bunu sınamak amacı ile XTE J1550-564 kaynağı için güç tayfının evrimi, kırmızıötesi akının evrimi ile karşılaştırılmıştır. Şekil 2’de güç tayfları ve kırmızıötesi ışınımın arkaalana oranı gösteriliyor. Jet ortaya çıktığında büyuk bir değişiklik yok, sadece periyodiğe yakın salınım yokolmuş olabilir.
Şekil 2. XTE J1550-564 2000 sönüm dönemi içinde güç tayfının evrimi ve yakın
kırmızıötesi akısı ile karşılaştırılması. Turkuaz daire
kırmızıötesi arkaalanı akısını, mor daire ise aynı ölçekte kaynak akısını gösteriyor.
Periyodiğe yakın salınımın jet ile yokolması olasılığını test etmek için GRO J1655-40 kaynağının da sönüm döneminde güç tayfının evrimini radyo akısının evrimi ile karşılaştirdık. Şekil 2’de görüldüğü gibi periyodiğe yakın salınımlar jet ışınımı radyoda gözlenmeden önce de sonra da var.
Hızlı zamansal çalışmalar
Optik ve kırmızıötesind iki önemli zamansal çalışma jet kaynağı GX 339-4 gözlenerek yapılmıştır. İki çalışmada da ms ölçeginde optik (GANDHI 2008) ve kırmızıötesi (CASELLA 2010) ışık eğrisi RXTE kullanılarak X ışınları ile eş zamanlı olarak alınmış, ve x ışınları ile korelasyon çalışmaları yapılmıştır. Özellikle kırmızıötesi ile yapılan çalışmalarda, x ışın ve kırmızıötesi güç tayfının çok benzer olduğu görülmüştür. Bu da düşük akı seviyelerinde sinkrotron ışımasının etkin olduğuna dair kanıt olarak ileri sürülmüştür. Bu çalışmalar için VLT tipi teleskoplar gereklidir.
Jet oluşma zaman ölçeği
Jetlerin radyo ya da yakın kırmızıötesinde gözlendiği an, genelde (XTE J1752-223 kaynağını dışarıda bırakırsak) zamansal hızlı değişimden bir kaç hafta sonra, x ışını tayfı en sıcakken ve disk akısı toplam akının %1’i düzeyinde ortaya çıkmaktadır. Şekil 3 bazı kaynakların jet oluşma zaman ölçeğini göstermektedir.
Şekil 3. Çeşitli kaynaklarda yakın
kırmızıötesi parlaklığı (kırmızı), radyo akısı (mavi) ve güç kanunu indisi evrimi.
Jet oluşma zaman ölçeği daha önce bahsedildiği gibi şokların oluşmasına bağlı olabilir. Fakat bu durumda şok oluşumu ile x ışını tayfı ve disk ışıma özelikleri birbirine sıkıca bağlı olmalıdır. Alternatif düşünce ise jetlerin gerçekten radyo ve kırmızıötesi ile gözlenmeye başladığında ortaya çıktığı ve şokların kısa süre içinde oluştuğudur. Bu durumda jetlerin oluşması için gereken kuvvetli bir taç, manyetik alan ve türbülanstır. Birçok model jetlerin oluşması için taç oluşumunun gerekli olduğunu iddia ederken (MEIER 2001), yeni bir çalışma jetleri oluşturacak manyetik alan yapısınin taç yapısı içinde çok daha verimli şekilde taşındığını gösterdi (BECKWITH 2009). Dolayısıyla zaman ölçeği taç oluşma, ve manyetik alan taşınma zamanı olabilir.
